390 Gesammtsitzung vom 26. März. 



hellen Wasserstofflinien gibt, eine kühlere Schicht von Calciumdampf 



gelegen sei. Eine derartige Constitution der Atmosphaere des Sternes 

 ist alier wegen des höheren Atomgewichtes des Calciumdampfes nur 

 als temporäre denkbar, und es wäre daher von grösstem Interesse. 

 mit Sicherheit nachweisen zu können, dass die hellen Linien nur zur 

 Zeit des Helligkeitsmaximums auftreten. Dazu sind jedoch grössere 

 31 ittel erforderlich, als sie gegenwärtig dem Observatorium zu Gebote 

 stellen. 



Zu den nachstehenden Beobachtungen ist zu bemerken, dass 

 ausser den Wasserstofflinien keine anderen hellen Linien im Spectrum 

 von Mira Ceti auftreten. Es machen zwar einige Stellen den Ein- 

 druck von hellen Linien (ganz besonders bei \ 389.4/U/i, X 390. 6/i/m 

 und X 435.0/i/i), es sind dieselben alier ohne Zweifel nichts anderes 

 als linienarme Gegenden des Spectrums, die nur deutlicher als im 

 Sonnenspectrum , wo sie auch vorhanden sind, hervortreten. Eine 

 Vergleichung des Spectrums von Mira Ceti mit dem Sonnenspectrum 

 ergibt, mit Ausnahme der Indien Wasserstofflinien, von Hy ab nach 

 dem Violett zu eine nahezu vollkommene Übereinstimmung, dagegen 

 zeigen sich Abweichungen von Hy nach dem rothen Ende des Spec- 

 trums hin, und es treten die für die Spectra der Gasse IIb/ so cha- 

 rakteristischen, einseitig nach Roth verwaschenen Bänder auf (Mira 

 Ceti zeigt bekanntlich ein typisches Spectrum der (lasse IIb/). Diese 

 Wahrnehmung ist im Einklang mit den SciiEiNER'schen Untersuchungen 1 

 über die Spectra der Spectralclassen IIa und HD/, welche im brech- 

 bareren Theile des Spectrums von Hy an nur wenig von einander ab- 

 weichen und sich hauptsächlich nur dadurch unterscheiden, dass die 

 Absorptionslinien in den Spectren der Classe lila im allgemeinen breiter 

 und kräftiger erscheinen, als in den Spectren der (lasse ID/. 



Eine gute Übereinstimmung mit dem Sonnenspectrum ist in der 

 Zusammenstellung der Messungen durch das Zeichen O angedeutet. 



Eber die hellen Wasserstofflinien sei noch bemerkt, dass sich 

 eine geringe Verschiebung derselben nach Roth vermutlien Hess. 

 Einigermaassen genaue Angaben über die Grösse dieser Verschiebung, 

 sowie auch über die Bewegung des Sternes im Visionsradius, sind bei 

 der Kleinheit der Spectrogramme unmöglich. Es ist ferner keine An- 

 deutung einei- Verdoppelung der Wasserstofflinien (hell und dunkel) 

 wie in dem Spectrum der Nova Aurigae oder in dem von ß Lvrae 

 gegeben, nur befindet sich dicht bei der Linie ff £" eine kräftige Ab- 

 sorptionslinie von derselben Breite, wie die helle Linie, die an das 

 Aussehen dieser Linie im Spectrum von ß Lyrae erinnert. 



1 I'ulil. des Astroph. Obs. Bd. VII, 11. 



